sexta-feira, 8 de julho de 2016

Boa tarde, pessoal! Bom, na aula passada ocorreu a divisão dos temas dos trabalhos científicos, que são eles: Fenômenos Lunares Transitórios, Meteoros e Meteoritos, Estrelas Variáveis e Estrelas Binárias. Eu e minha dupla ficamos com Fenômeno Lunares Transitórios, a seguir, irei falar um pouco sobre a Lua e suas características.


Lua

Introdução

A lua é o único satélite natural do Planeta Terra, fazendo parte do nosso Sistema Solar. Sua distância da Terra é de 384.405km. Visualizada do nosso planeta, ela apresenta sempre a mesma face, pois seu período de rotação é sincronizado com o do Planeta Terra. O hemisfério lunar que não podemos ver da Terra é conhecido como o "lado oculto da lua". A Lua não possui luz própria, logo, a luminosidade que vemos de nosso planeta é a luz solar refletida na superfície lunar.

Principais Características da Lua

-A Lua possui inclinação de 5,1454°.

-O diâmetro equatorial da Lua é de 3.474,8km.
-A área da superfície da Lua é de 3,793 x 10 7km².
-Sua massa é de 7,849 x 10 22kg.
-A atmosfera da Lua é composta por: Hélio (25%), Neônio (25%), Hidrogênio (23%) e Argônio (20%) e traços de dióxido de carbono, metano e amoníaco.
-A Lua, além do Sol, é responsável pelas mares nos oceanos do Planeta Terra.
-O período de rotação da Lua é igual ao movimento de translação.
-A superfície da Lua é repleta de crateras, formadas durante milhões de anos, após o choque de meteoros.
-A temperatura média na superfície lunar é de 106°C, sendo que a mínima é de -233° e a máxima de 122°.
-A crosta lunar é composta, principalmente, por: Oxigênio (43%), Silício (21%), Alumínio (10%), Cálcio (9%), Ferro (95%), Magnésio (5%) e Titânio (21%).

Estrutura Interna da Lua

A Lua é um corpo diferenciado, formada por uma geoquímica distinta, crosta, manto e núcleo. Acredita-se que essa estrutura tenha resultado na cristalização fraccionada do oceano de magma lunar pouco depois de sua formação, a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás.
Mapeamentos geoquímicos na órbita lunar indicam que a sua crosta possui uma larga quantidade de anortositos na sua composição. Em termos de elementos, a crosta lunar possui principalmente Oxigênio, Silício, Magnésio, Ferro, Cálcio, Alumínio, Hélio e quantidades menores (porém, importantes) de Titânio, Urânio, Tório, Potássio, Hidrogênio, entre outros elementos. Estima-se que a crosta lunar tem cerca de 100km no seu lado oculto. O manto da Lua em cerca de 1000km de espessura, e o núcleo de 700km de raio.

A Superfície da Lua 

Distinguem-se, na superfície lunar, três feições significativas: os mares, as montanhas e as
crateras.
Ao observarmos a Lua em uma noite límpida, facilmente distinguimos várias manchas escuras que se distribuem pelo seu disco iluminado, algumas com formas curiosas, sugerindo as figuras de um rosto, de um coelho, etc. Tais manchas escuras foram chamadas, no passado, de mares lunares, nomenclatura provavelmente introduzida por Galileu Galilei.

Os mares são extensas planícies formadas pelo derramamento de rochas ígneas (tipo extrusivas, semelhantes aos nossos basaltos) e que preenchem grandes áreas da superfície. Estas rochas são escuras e refletem pouca luz solar. Em relação às demais áreas da superfície lunar são mais jovens e, por isso, apresentam poucas crateras. Por serem menos acidentadas foram escolhidas como áreas de pouso das primeiras missões tripuladas à Lua, como foi o caso da missão Apollo 11, que conduziu os primeiros astronautas à superfície da Lua em 1969, cuja área de pouso localizou-se no chamado Mar da Tranqüilidade.

Há inúmeros mares na superfície da Lua, principalmente na face perpetuamente voltada para a Terra. Além do Mar da Tranqüilidade há o Mar das Chuvas, o Mar das Crises, o Mar de Humboldt, o Mar da Serenidade, o Mar da Fecundidade, etc.

Em contraste com a aparente planicidade dos mares lunares, há grandes montanhas caracterizadas por serem muito escarpadas, geralmente com cumes pontiagudos, revelando que o intemperismo (com exceção ao intemperismo físico, conseqüência das variações térmicas diuturnas) e a erosão não são fenômenos preponderantes na modelagem do relevo. A falta de atmosfera e a conseqüente ausência de ventos e chuvas produzem uma situação ímpar: as montanhas, salvo pequenas alterações, parecem estar preservadas, apresentando-se conservadas desde a época de suas formações.

As grandes cordilheiras receberam nomes iguais às marcantes cadeias de montanhas da Terra, como é o caso dos Alpes, dos Apeninos, do Cáucaso, dos Pirineus, etc.

Por fim, há as crateras, estruturas com formas circulares ou elípticas, provenientes principalmente da colisão de corpos celestes das mais variadas dimensões com o solo lunar. Cada cratera representa uma cicatriz, uma marca de um evento catastrófico. Há milhares de crateras na superfície da Lua com diâmetros que variam de alguns milímetros até grandes estruturas com mais de uma centena de km de diâmetro. Além das crateras de impacto, acredita-se que algumas sejam remanescentes de antigos vulcões.

sexta-feira, 13 de maio de 2016

Curva de luz de uma estrela variável, dados extraídos no Observatorio Astronômico Genival Leite Lima (OAGLL).



quinta-feira, 12 de maio de 2016

Estrelas Variáveis

O que são estrelas variáveis?


Durante a SP, a luminosidade das estrelas varia muito pouco e lentamente. Quando a estrela evolui para os estágios subseqüentes, ela passa por fases em que sua luminosidade varia dramáticamente com o tempo, em períodos que duram de algumas horas a alguns anos. Estrelas nessas fases são chamadas variáveis.

Um tipo importante de estrelas variáveis são as variáveis pulsantes (nada a ver com pulsares), que são estrelas que apresentam variações em períodos regulares e previsíveis. Dois tipos de variáveis pulsantes são as Cefeidas e as RR Lyrae. Ambas estão na fase de queima de He no núcleo, e no diagrama H-R se localizam acima da SP, numa faixa chamada faixa de instabilidade.


As Variáveis Cefeidas têm como protótipo a estrela Delta Cefei, descoberta pelo astrônomo amador inglês John Goodricke, em 1784. São estrela de alta massa, supergigantes de tipo espectral F, G ou K.
As RR Lyrae têm como protótipo a estrela RR na constelação de Lira. São estrelas de baixa massa que ocupam a parte inferior da faixa de instabilidade. Todas têm luminosidades em torno de 100 vezes a luminosidade solar.
As variáveis pulsante Cefeidas e RR Lyrae apresentam uma relação estreita entre sua luminosidade e seu período de variação. No caso das Cefeidas, sua relação Período-Luminosidade foi descoberta em 1908 por Henrietta Leavitt, da Universidade de Harvard.




John Goodricke, que descobriu a variabilidade de Delta Cephei em 1784, e Henrietta Swan Leavitt, que
determinou a relação período-luminosidade das Cefeidas em 1912.
A importância maior da relação entre o período de pulsação e a luminosidade é que pode-se determinar a distância da estrela medindo seu período de pulsação e sua magnitude aparente.


A relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis pulsantes

As estrelas variáveis pulsantes radiais são estrelas cuja luminosidade varia com o tempo, devido a variações no seu tamanho. Elas podem ser reconhecidas facilmente, observando a sua variação em luminosidade, que se dá de maneira muito regular. Dois tipos de variáveis são importantes como indicadores de distância:
  • RR Lyrae: são estrelas evoluídas que estão começando a queimar o hélio no núcleo, muito comuns em aglomerados globulares. Seus períodos de pulsação são pequenos, entre 0,5 e 1 dia, com variações em magnitude menores do que 1 magnitude. Todas têm tipo espectral entre B8 e F2, e magnitude absoluta em torno de MV = 0,6 ±0,3. O fato de terem luminosidade conhecida permite que sejam usadas como indicadores de distância para aglomerados globulares.


Seqüência de imagens do cúmulo globular M3 durante um dia, mostrando a variabilidade das estrelas RR Lyrae.
©Joel Hartman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) & Krzysztof Z. Stanek (Ohio State University)

  • Cefeidas: são supergigantes com tipo espectral entre F e K. Também pulsam de forma regular, mas podem apresentar períodos de pulsação entre 1 e 100 dias, com amplitudes de pulsação entre 0,3 e 3,5 magnitudes.

Estrela Cefeida na galáxia M100, a 56 milhões de anos-luz, no aglomerado de Virgem. A estrela variável dobra de brilho, passando de magnitude 24,5 para 25,3 em 51,3 dias, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble em 1994. 



Gráfico da variação de brilho da estrela Delta Cephei, a protótipo da classe das Cefeidas, com o tempo. O período é de 5,366 dias. A estrela fica no bícepes de guerreiro da constelação de Cepheus, mas com latitude de +58°, não é visível do hemisfério sul.
Elas diferem mais em luminosidade do que as RR Lyrae, podendo ter magnitudes absolutas entre -2 e -6, mas apresentam uma relação muito estreita entre o período de pulsação e a luminosidade, o que permite conhecer sua luminosidade, uma vez conhecido seu período de pulsação. As Cefeidas mais brilhantes têm períodos maiores, por terem raios maiores.



Em um ciclo de pulsação, a estrela aumenta de raio, esfriando e ficando menos luminosa, para em seguida voltar a contrair, esquentando e ficando mais luminosa.

Por que a estrela pulsa?

Durante uma pulsação, a Cefeida quando está com o raio menor e temperatura maior, ioniza o hidrogênio, aumentando o número de partículas e, portanto, aumentando a pressão. O aumento de pressão aumenta o raio, diminuindo a temperatura, recombinando o hidrogênio. Pela redução do número de partículas, a pressão diminui e a estrela se contrai, aumentando a temperatura e recomeçando o ciclo.
As observações indicam que a relação entre a magnitude bolométrica absoluta Mbol e o período P, em dias, é:
MbolCefeidas = -3,125 log P - 1,525

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Estrelas

O que são estrelas?

     O filósofo Giordano Bruno, em seu livro "Sobre o Infinito, o Universo e os Mundos", descreve as estrelas como sendo outros "sóis", considerando especulativamente que estas seriam da mesma natureza do sol.
Sabemos que desde muito tempo atrás já se imaginava que as estrelas tivessem uma constituição semelhante à do Sol. Entretanto, só pôde ser confirmado experimentalmente com o surgimento da espectroscopia, no século XIX. Contudo, a afirmação de que as estrelas são outros "sóis" só é válido dentro de certos limites, pois, como veremos a seguir, apesa de possuírem características básicas comuns, as estrelas podem apresentar aspectos bastante distintos em relação ao Sol e entre si.
     Esquematicamente, podemos considerar que as estrelas apresentam as seguintes características principais:

a) São constituídas por elementos químicos variados, com predominância de Hidrogênio e Hélio, que se encontram a altíssimas temperaturas, no estado de plasma.
b) Em seu interior ocorrem reações termonucleares que liberam uma grande quantidade de energia radiante.
c) Possuem forma praticamente esférica.

sexta-feira, 29 de abril de 2016

Título: Fotometria Visual da Estrela R. Carinae   2013-2016
Autores: Lucas Gabriel Barros Acioli Ferreira
Instituições: Escola Estadual Professor Afrânio Lages
                    Observatório  Astronômico Genival Leite Lima


Resumo: Artigo com objetivo de verificar características da R. Carinae. A partir de telescópios e observações conseguimos chegar a dados da estrela.

Introdução: "Estrelas são esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de energia é a transmutação de elementos através de reações nucleares." (OLIVEIRA, K.; SARAIRA, M. F. ; 2014, pág. 239).

GÁRCIA (1993, p. 11) nos diz que estrelas variáveis são aquelas cujo brilho apresenta variações com o tempo.

"R. Carinae é um exemplo característico de variáveis de longo período (LPV)." (NAPOLEÃO, T. A.; 1991).

Objetivo: Este artigo tem como objetivo verificar a inter-relação de dados observacionais visuais e a equação de época prevista para a estrela R. Carinae.

Metodologia: A partir de telescópios e várias observações, conseguimos chegar a dados da estrela R. Carinae.

Conclusão: Chegamos a conclusão de que R. Carinae é uma estrela com cores "variáveis" que pulsa em diversas "tamanhos". E também há diferenças de 5 a 21 dias entre elas.

Referências: SARAIVA, Maria de Fátima; OLIVEIRA, Kepler. Astronomia e Astrofísica. V.
GARCÍA, Jaime Rubém. Esrellas Variables. V. 1. Buenos Aires, Equipo di Rius. 1988.
Olá, eu sou o Lucas Gabriel, sou de Maceió/AL e tenho 16 anos. Sou estudante do curso de Iniciação Científica à Astronomia (IniCia) no Observatório Genival Leite Lima, aqui em Maceió. O motivo de eu fazer este curso, é pelo fato de aprimorar os meus conhecimentos e também por eu ser apaixonado pelo universo. Estudo na Escola Estadual Professor Afrânio Lages e estou cursando o 2° ano do ensino médio. Estarei aqui postando "tudo" sobre o que rola no IniCia, artigos, atividades, palestras, projetos e etc...